Самая массивная звезда в известной Вселенной в 260 раз тяжелее нашего Солнца. Но просмотр ранней Вселенной побьет этот рекорд.
Соберите вместе достаточно массы в одном месте, дайте гравитации достаточно времени, чтобы сжаться и разрушиться, и вы в конечном итоге получите звезду. Соберите достаточно большое облако материи, и вы получите огромное скопление новых звезд с самыми разными массами, цветами и температурами. Тем не менее, если мы посмотрим на самые ранние времена, мы вполне ожидаем обнаружить, что самые массивные звезды того времени были намного больше и тяжелее, чем те, которые мы находим сегодня. Почему это? Стив Харви хочет знать, спрашивая:
Я не понимаю, почему металличность звезды влияет на ее размер. Почему? Я спрашиваю об этом, потому что в одной из своих статей вы говорили, что в начале Вселенной звезды с массой почти в 1000 раз больше массы Солнца, вероятно, существовали, потому что они почти на 100% состояли из водорода и гелия.
Это тяжелая пилюля, потому что единственное, что заметно изменилось с тех пор до сих пор, - это элементы, из которых состоят эти звезды.
Если мы посмотрим на звезду, подобную нашему Солнцу, мы сможем найти доказательства существования целого ряда элементов, которые охватывают периодическую таблицу. Во внешних слоях звезды можно увидеть, какие элементы присутствуют, по их характеристикам поглощения. Когда электроны в атомах видят множество входящих фотонов, они могут взаимодействовать только с теми, у которых есть определенное количество энергии, соответствующее уровням энергии, которые вызывают атомные переходы для этого конкретного элемента. Только на Солнце есть множество элементов.
Но в то время как Солнце родилось примерно с 70% водорода, 28% гелия и 1-2% всех более тяжелых элементов вместе взятых, самыми первыми звездами должны были быть исключительно водород и гелий, чтобы лучше чем уровень 99,9999999%. Это потому, что единственный способ, которым мы формируем эти более тяжелые элементы, - это ядерный синтез, который во Вселенной происходит почти исключительно двумя способами:
- В первые несколько минут после Большого взрыва и
- В ядрах звезд и звездных остатках.
Когда Вселенная впервые образовала протоны и нейтроны, она объединила их в более тяжелые элементы: водород, дейтерий, гелий-3, гелий-4 и небольшое количество лития-7.
Все остальное? Она была сделана впоследствии, спустя многие миллионы или даже миллиарды лет. Это означает, что самые первые звезды практически не имели тяжелых элементов: только водород и гелий в соотношении примерно 75%/25% (по массе).
Со временем мы ожидаем, что межзвездная среда, где рождается газ, дающий начало звездам, будет все больше и больше обогащаться новыми поколениями звезд, которые живут и умирают, с самыми тяжелыми -массовые звезды умирают первыми. Отношение этих элементов тяжелее гелия к чистому водороду (или водороду и гелию вместе взятым, в зависимости от того, кто проводит измерения) известно как металличность, потому что астрономы называют все элементы, которые не являются водородом или гелием, «металлами».”
В нашей современной Вселенной, когда формируются новые звезды, они формируются с самыми разными массами: от примерно 0,08% массы Солнца до примерно 260-300 масс Солнца. Нижний предел устанавливается порогом, при котором вы можете зажечь настоящий синтез водорода, потому что вам нужна такая большая масса и температура около 4 миллионов К, чтобы начать синтез водорода в гелий. Но верхний предел немного сложнее.
Конечно, вам нужно много массы и массивного материала, чтобы построить самые большие звезды, но во Вселенной существует множество областей звездообразования, которые имеют огромное количество массы. Как раз в Большом Магеллановом Облаке, например, прямо здесь, в нашей локальной группе, у нас есть область звездообразования 30 Золотой Рыбы в туманности Тарантул. Имея общую массу около 400 000 солнц, в нем находятся одни из самых массивных, горячих и голубых молодых звезд в известной Вселенной.
Но даже они имеют максимальную массу около 250-260 масс Солнца. Причина этого в том, что формирование звезды - это гонка между тремя конкурирующими процессами:
- Гравитация, которая работает, чтобы втянуть все в любые имеющиеся сверхплотные области, причем изначально самые плотные области растут быстрее всего.
- Давление излучения, возникающее из-за коллапса материи, ядерного синтеза и существующих звезд, которые работают, чтобы сдуть материю, которая может продолжать падать внутрь.
- И радиационное охлаждение, которое происходит из-за способности протозвезды излучать эту энергию, позволяя звезде охлаждаться и накапливать больше массы за более короткие периоды времени.
Звезды имеют ограниченное количество времени, чтобы набрать массу, прежде чем звездообразующий материал сдуется. Таким образом, ключом к формированию сверхмассивной звезды является как можно более быстрое получение чрезвычайно массивной массы.
Гравитация работает в современной Вселенной так же, как и в ранней Вселенной. То же самое и с радиационным давлением: вы формируете звезды, материя коллапсирует, происходит ядерный синтез и т. д., и на самом деле это не очень сильно зависит от того, много ли у вас тяжелых элементов или совсем нет.
Но этот третий компонент - способность протозвезды охлаждать себя - это то, что отличается для звезд, не содержащих металлов, по сравнению с богатыми металлами. Основное отличие состоит в том, что более тяжелые элементы с большим количеством протонов и нейтронов в ядрах могут поглощать, излучать и уносить больше энергии, чем одни только легкие элементы. Проще говоря, больше металлов означает большее охлаждение с большей скоростью.
Так почему же тогда самым ранним безметалловым звездам разрешается быть тяжелее, чем звезды, которые мы формируем сегодня? Это кажется нелогичным, но причина в том, что металлы и тяжелые элементы более эффективны при охлаждении и формировании центров зарождения пыли. Без них меньше способов охладить газ, формирующий эти звезды. Вместо радиационного охлаждения от самых разнообразных элементов, а также от пылинок у нас есть только молекулы водорода (H2), которые уже довольно редки, и электронное охлаждение.
Чтобы газ охлаждался и образовывал звезды, вам нужно, чтобы шкала времени охлаждения была меньше, чем шкала времени динамического (коллапса). Это означает, что вам нужны большие массы для коллапса и образования звезд, и оба они представляют более редкие колебания плотности и означают, что меньшие области, которые производят звезды с меньшей массой, вообще не могут коллапсировать.
В ранней Вселенной только очень большие облака газа вообще могли коллапсировать, образуя звезды; только эти чрезвычайно массивные глыбы имеют возможность сделать это. Но чем массивнее ваше скопление, тем легче формировать более массивные звезды и накапливать все больше и больше материи. Гравитация похожа на неуправляемый поезд: чем больше массы он накапливает в начале, тем быстрее он растет, накапливая еще больше массы. Ожидается, что без большого количества маленьких сгустков и довольно меньшего количества больших сгустков типичная масса звезд, а не 0,4 массы Солнца, которые мы видим сегодня, будет больше похожа на 10 масс Солнца в среднем на самых ранних стадиях.
Другими словами, «средняя» первая звезда в 25 раз массивнее, чем «средняя» новая звезда, сформировавшаяся сегодня, потому что она образовалась из более крупных сгустков газа, которые мы когда-либо увидим в современных условиях. Вселенная!
Поскольку звезд меньше, но в среднем они имеют более высокие массы, мы ожидаем, что все распределение масс будет смещено. У нас даже есть другое название для него: современные распределения масс следуют распределению масс Солпитера, но считается, что первые звезды следуют так называемой функции начальной массы с тяжелыми вершинами.
Чем больше ваша область звездообразования, тем больше массы заключено в более тяжелых и массивных звездах. Без тяжелых металлов у вас нет пыли, которая охлаждала бы ваши комки, а это означает, что более мелкие комки вымываются и не образуются. Только самые большие скопления в самых больших скоплениях имеют шанс, и это приводит к тому, что сверхмассивные звезды имеют меньше конкуренции за накопление массы, чем даже самые массивные звезды сегодня. Не только наличие или отсутствие тяжелых элементов напрямую ведет к более массивным звездам, но и тот факт, что безметалловые звезды вообще могут образовываться только в чрезвычайно массивных областях, и что в этих областях будут преобладать самые массивные, самые быстрорастущие скопления внутри них.
Вот почему мы думаем, что среди самых первых звезд они могли достигать или превышать 1000 солнечных масс в крайних точках. Если вы когда-нибудь задавались вопросом, как мы получили такие большие, сверхмассивные черные дыры так быстро, самые первые поколения звезд, не содержащие металлов, тоже могут быть ответом на эту загадку!
Отправляйте свои вопросы «Задайте Итану» по адресу startswithabang at gmail dot com!